An Efficient Technique to Determine the Power Spectrum from Cosmic Microwave Background Sky Maps
从宇宙微波背景星图的统计特征中，我们可以发现推进宇宙学的巨大潜力。微波各向异性的角功率谱是一个特别重要的统计量。计算像素化地图的角功率谱的现有算法通常需要O（N^3）运算和O（N^2）存储，其中N是地图中独立像素的数量。MAP和Planck卫星将在多个频率下生成宇宙微波背景温度的百万像素地图;因此，现有算法在计算上不可行。在这篇文章中，我们介绍了一种算法，它需要O（N^2）运算和O（N^1.5）存储，可以从天空地图数据中找到最小方差功率谱，比以前快大约一百万倍。这使得一项迄今为止难以进行的分析成为可能。
1998-08-06 astro-ph
A Large Sky Simulation of the Gravitational Lensing of the Cosmic Microwave Background
大尺度结构使宇宙微波背景（CMB）光子偏转。由于大尺度结构中的大角度尺度对引力透镜效应有显著的贡献，所以对CMB透镜效应的真实模拟需要足够大的天空区域。我们描述的模拟，包括这些影响，并提出了有效的和多个平面光线跟踪版本的算法，它采用球谐空间，不使用平坦的天空近似。我们模拟了角分辨率为~0.9弧分的透镜CMB地图。模拟天空的角功率谱与分析预测吻合得很好。以这种方式生成的地图是一个有用的工具，用于分析和解释即将到来的CMB实验，如普朗克和ACT。
2008-04-25 astro-ph
Signatures of Topological Defects in the Microwave Sky: An Introduction
介绍了宇宙学中的拓扑缺陷。我们讨论了它们可能与结构形成的相关性。特别强调了宇宙微波背景中各向异性谱中拓扑缺陷的特征。我们提出了简单的分析估计的CMB频谱的大，中尺度和比较它们与相应的近似模型，初始扰动产生的通货膨胀时期。
1997-02-28 astro-ph
Microwave sky and the local Rees-Sciama effect
微波天空在最大的角度尺度上显示出意想不到的特征，其中包括偶极子，四极和八极的排列。受最近X射线星系团研究的启发，我们研究了100 h^（-1）Mpc尺度的局域结构可能是这种关联的原因。这些结构对微波天空产生了局部的里斯-夏马贡献，在最大的角标度上可能达到Δ T/T ~ 10^（-5）。我们的局部结构模型的球形overdensity（勒梅特-托尔曼-邦迪模型），并假设当地集团是向中心下降。我们在一个统计各向同性的高斯天空上研究了局部Rees-Sciama效应。正如预期的那样，我们发现低多极之间的对齐，但仔细观察发现，它们与数据显示的相关性类型不一致。
2006-04-21 astro-ph
Anisotropy of the Microwave Sky at 90 GHz: Results from Python II
本文报道了南极洲阿蒙森-斯科特南极站在90~GHz频段对度尺度各向异性的补充观测。在第一个赛季的观测与Python仪器产生了统计上显着的天空信号，在本文中，我们报告的确认信号与数据在第二年，并从一个交错的字段集的结果。
1995-08-16 astro-ph
Cosmic Microwave Background Anisotropy in the COBE DMR 4-yr Sky Maps
COBE卫星提供了目前唯一的微波天空全面多频全天观测。对观测结果的评估需要进行详细的似然分析，以提取噪声数据中存在的最大信息量。我提出了一个具体的方法来估计CMB各向异性功率谱独立于任何假设的基础宇宙学，然后使用标准的图像处理技术来生成最揭示相应的地图的信号。在可用频率上数据的一致性为我们第一次看到最后一个散射面的断言提供了强有力的支持。
1997-01-24 astro-ph
Microwave Emission at High Galactic Latitudes
我们使用COBE差分微波辐射计（DMR）4年的天空图，模拟银河系微波辐射在高纬度（|b| > 20度）。DMR地图与银河系模板地图的互相关检测高纬度微波天空亮度的波动与DIRBE远红外尘埃地图的角度变化和与尘埃和自由-自由发射叠加一致的频率依赖性。我们发现DMR地图和各种同步加速器模板之间没有显着的相关性。在最大的角度尺度上（例如，四极），银河系的发射是可比的振幅各向异性的宇宙微波背景（CMB）。宇宙微波背景辐射的四极振幅，经过银河系辐射的校正后，振幅$Q_{rms}$ = 10.7 μ K，随机不确定性为3.6 μ K，系统不确定性为7.1 μ K。
1996-01-12 astro-ph
Mosaicking with cosmic microwave background interferometers
用干涉仪测量宇宙微波背景（CMB）各向异性比单碟观测有几个优点。分析干涉仪CMB数据的形式主义在平天近似下得到了很好的发展，适用于小视场。随着天空面积的增加，以获得更好的光谱分辨率，这种近似需要放松。我们扩展的形式主义的CMB干涉，包括温度和偏振，马赛克的观测覆盖任意大面积的天空，每个人都指向躺在平天近似。我们提出了一种方法，用于计算任意指向中心和基线之间的相关性，并说明天空曲率的影响，可以从马赛克的l-空间分辨率。
2006-06-19 astro-ph
Harmonic Inpainting of the Cosmic Microwave Background Sky: Formulation and Error Estimate
我们开发了一种新的插值方案，谐波修复的基础上，重建的宇宙微波背景温度数据的银河掩模内的数据从掩模外。我们发现，对于尺度不变的各向同性随机高斯波动，所开发的算法减少了奇宇称模式显着的方位角对称面具与恒定的银河纬度重建地图的错误。对于一个更真实的银河掩模，我们发现偶宇称模式也有适度的改进。
2008-06-28 astro-ph
Small Angular Scale Simulations of the Microwave Sky
我们描述和比较两种类型的微波天空模拟，这是很好的小角尺度。第一种是基于球谐函数的展开，第二种是基于平面波和快速傅立叶变换的展开。从对应于两种类型的模拟的地图中提取角功率谱，并且适当地比较所得的谱。指出了傅立叶模拟的特点和实用性。对于$\ell \geq 100$，所有的模拟导致类似的精度，但是，傅立叶模拟的CPU成本是$\sim 10$倍小于球谐模拟。对于$\ell \leq 100$，基于球谐函数的模拟似乎是优选的。
1996-06-26 astro-ph
Holes in the Microwave Sky
我们讨论了两个可能的，最近的Sunyaev-Zel'dovich（SZ）的检测，没有光学或X射线的对应物已经发现的影响。这表明，对象驻留在高红移，这是很难调和的临界宇宙学。我们发展这个论点，并发现一个开放的模型与$\Omo=0.2$保持一致，我们目前知道的两个对象。推理也证明了SZ聚类搜索的实用性。
1997-07-06 astro-ph
Correlation between galactic HI and the Cosmic Microwave Background
我们重新审视的问题之间的相关性原子氢气在我们的本地银河系和宇宙微波背景（CMB），检测已在一些文献中声称。我们交叉关联的21厘米发射的银河系原子氢跟踪莱顿/阿根廷/波恩银河系HI调查与3年的CMB数据从威尔金森微波各向异性探测器。我们考虑了一些角度尺度，面具，和HI速度切片，并没有发现统计上显着的相关性。
2007-08-31 astro-ph
Detecting WIMPs in the Microwave Sky
在冷暗物质模拟中观察到的等级聚集导致了高度聚集的星系晕。如果我们晕中的暗物质是由弱相互作用的大质量粒子（WIMP）组成的，那么它们的湮灭产物应该在密度较高的区域和附近的团块中被探测到。我们认为WIMP是中性伴子，并在银河系磁场的存在下计算了它们湮灭产物的同步辐射通量。我们推导出一个自洽的发射光谱，包括对湮灭，同步自吸收，和同步自康普顿反应。由此产生的辐射跨越微波频率，可以在宇宙微波背景的各向异性上观察到。这些同步辐射源应该可以通过它们的空间结构或它们独特的射电频谱来识别为WIMP团块。
2002-02-05 astro-ph
Statistical and systematical errors in cosmic microwave background maps
宇宙微波背景（CMB）的天空温度图是宇宙学研究的重要内容之一。为了减小仪器引起的系统误差，CMB各向异性实验采用固定分离角的喇叭天线对测量天空温度差，通过一个制图程序从天空测量中获得的温度差恢复温度图。仪器噪声、天空覆盖的不均匀性和天空温度不可避免地在恢复的温度图中产生统计和系统误差。本文指出，威尔金森微波各向异性探测器（WMAP）CMB图中包含的与观测相关的噪声和系统温度畸变是显著的。这些误差会导致WMAP地图中检测到的大规模异常，并扭曲角功率谱。为了避免观测噪声和系统失真，需要对原始WMAP差分数据的温度图进行改进。
2008-06-27 astro-ph
Cross-correlating the Microwave Sky with Galaxy Surveys
我们目前的WMAP第一年宇宙微波背景（CMB）各向异性数据和光学星系巡天：APM和SDSS DR 1目录之间的互相关的结果。我们在大角度（θ> 4度）上对CMB-星系正相关的测量，得到了积分萨克斯-沃尔夫（ISW）效应的显著探测，并给出了宇宙暗能量的新估计：Ω_Λ=0.69-0.86（2 σ范围）。此外，小角度（θ<1度）的相关信号揭示了团簇内热气体在CMB光子中留下的印记：热Sunyaev-Zeldovich（SZ）效应
2003-10-18 astro-ph
Anisotropy in the Microwave Sky at 90 GHz: Results From Python III
Python微波背景实验观测的第三年对天空的$5.5^o\times 22^o$区域进行了密集采样，其中包括使用该仪器观测的前两年测量的场。天空在以$l \approx 92$和$l \approx 177$为中心的两个多极带中采样。这两个数据集进行了分析，在90 GHz的微波天空中的波动的限制。解释所观察到的波动在宇宙微波背景的各向异性，我们发现平带功率估计的$δT_l\equiv \sqrt{l(l+1)C_l/2π}% =54_{-12}^{+14}μK$在$l=92_{-24}^{+37}$和$δT_l=58_{-13}^{+15}μK$在$l=177_{-58}^{+66}$。结合整个三年的Python观测，我们发现波动的角功率谱有一个谱指数$m=.02_{-.16}^{+.18}$和一个振幅$% δT_{l_e}=53_{-11}^{+13}μK$在$l_e=145_{-74}^{+59}$的函数形式$δT_l=δT_{l_e}(l/l_e)^m$。振幅和光谱指数中的所述不确定性代表似然性中的1个$σ$置信区间，该置信区间与20%的校准不确定性和对由于天空上光束的不完美重叠而引入的影响的估计正交相加。$l$的极限由窗函数的半高全宽确定。
1996-06-28 astro-ph
Full-sky correlations of peaks in the microwave background
我们计算精确的预测两点关联函数的局部最大值（或最小值）的微波背景的温度下，假设它是一个随机高斯场。对于给定的功率谱和峰值阈值，没有可调参数，并且由于该分析没有进行Heavens & Sheth（1999）的小角度近似，因此基本上是完整的。我们发现振荡的特点是缺乏温度的自相关函数，我们还发现，小角度近似的峰-峰关联函数是准确的，优于0.01的所有尺度。这些高精度的预测可以形成高斯假设的敏感测试的基础，即将进行的全天空微波背景实验MAP和普朗克，提供了一个彻底的测试早期宇宙的暴胀理论。为了说明该技术的有效性，我们将其应用于模拟的微波天空的宇宙弦模型的结构形成的地图，并与双谱作为一个非高斯判别。我们还展示了如何峰值统计可以是一个有价值的工具，在评估和统计消除污染的地图前景点源。
2000-10-06 astro-ph
Microwave-Sky Simulations and Projections for Galaxy Cluster Detection with the Atacama Cosmology Telescope
我们研究的能力，三个频率，弧分分辨率的微波测量检测星系团通过他们的Sunyaev-Zel'dovich（SZ）扭曲的微波背景。为了这个目的，我们已经构建了大面积的微波天空模拟，我们已经公开提供给进一步的调查，为即将到来的SZ集群调查的最佳数据减少技术。在这些天空模拟中，星系团使用N体模拟的暗物质晕加上气体处方的簇内介质，使小尺度的集群物理，如恒星形成和反馈，以逼真地纳入建模。我们还模拟了主要的微波背景，无线电和红外点源，银河尘埃排放，和SZ通量，包括动力学和相对论的贡献。我们利用这些模拟来研究集成SZ通量和集群质量之间的集群标度关系，发现我们的集群符合幂律，幂律指数比自相似集群模型更陡。还观察到幂律指数和红移归一化的一些演变。这些模拟也被用来研究阿塔卡玛宇宙学望远镜（ACT）的集群检测。使用多频维纳滤波器将团簇与其他微波成分分离，我们发现ACT单独可以回收在3*10^{14} M_sun以上约90%完整且约85%纯度的团簇样品。
2007-04-24 astro-ph
Optimizing Observing Patterns in Cosmic Microwave Background Radiation Anisotropy Experiments
在宇宙微波背景（CMB）各向异性实验中，考虑了观测策略设计中的几个因素。首先，我们考虑在固定的观测时间内，人们应该观测到的天空中独立点的数量。给定一个假设的天空温度波动水平，$σ_{sky}$和仪器噪声$s$的存在下，在K s $^{-1/2}$和总的观测时间$t_{obs}$的单位，我们发现有一个最佳的点在天空中的数量，以最大限度地提高检测的置信水平。该数字是信噪比$R^2 = σ_{sky}^2 t_{obs}/s^2$的函数。我们用蒙特卡罗模拟验证了这一分析结果，其中还包括天空中不同位置之间的相关性。此外，使用$n=1$谱的高斯波动，我们表明，安排观察模式沿（大）圆，光栅扫描，或随机模式产生的结果是不可区分的蒙特卡洛。
1994-09-13 astro-ph
Fast Estimator of Primordial Non-Gaussianity from Temperature and Polarization Anisotropies in the Cosmic Microwave Background II: Partial Sky Coverage and Inhomogeneous Noise
在我们最近的论文（Yadav et al. 2007）中，我们描述了一个快速三次（双谱）估计本地类型的原始非高斯振幅，f_{NL}，从宇宙微波背景（CMB）温度和E-偏振观测的综合分析。在本文中，我们推广估计处理部分天空覆盖以及非均匀噪声。我们的广义估计器仍然是计算效率高，缩放为O（N^3/2）相比，O（N^5/2）缩放的蛮力双谱计算的天空地图与N像素。即将进行的CMB实验预计将产生高灵敏度的温度和E-偏振数据。我们的广义估计将使我们能够最佳地利用这些现实的实验相结合的CMB温度和E-偏振信息，并约束原始的非高斯性。
2007-11-30 astro-ph
A correlation of the cosmic microwave sky with large scale structure
利用WMAP测量的大尺度宇宙微波背景（CMB）与z ~ 1处的两个大尺度结构探测器进行了互相关。HEAO-1卫星测量的硬X射线背景与WMAP数据在2.5-3.0 sigma水平呈正相关。NVSS调查中的射电星系数量计数也在稍弱的水平上相关（2。2.5 sigma）。这些相关性似乎来自天空中的两个半球，并且对银河系和点源的掩蔽水平的变化具有弹性，这表明前景不是信号的原因。这意味着，一些观察到的CMB波动出现在低红移。的相关性的水平是一致的，预期的宇宙学常数（Ω_λ = 0.72）一致性模型从综合萨克斯-沃尔夫效应。因此，我们可能正在观察暗能量对结构生长的影响。
2003-04-30 astro-ph
Gaussian Statistics of the Cosmic Microwave Background: Correlation of Temperature Extrema In the COBE DMR Two-Year Sky Maps
我们使用COBE差分微波辐射计（DMR）2年的天空图中的极值点（峰和谷）的两点关联函数作为测试的非高斯温度分布在宇宙微波背景各向异性。极大似然分析将DMR数据与n=1玩具模型进行比较，这些玩具模型的随机相位球谐分量$a_{\ell m}$来自高斯、$χ^2$或对数正态母体。对于精确高斯模型，53 GHz（A+B）/2数据的可能性最大。在90%置信度下排除所有测试的非高斯模型，受限于统计推断中的II类错误。对于这类非高斯模型，极值关联函数是比拓扑统计（如亏格）更强的检验。
1994-08-19 astro-ph
Anisotropy in the Microwave Sky: Results from the First Flight of BAM
本文报道了一种新的球载各向异性测量仪BAM的首次飞行结果，该仪器是为探测宇宙微波背景（CMB）各向异性而设计的。该仪器使用低温差分傅里叶变换光谱仪，以获得五个光谱通道的数据，其中心频率在3.7 cm^{-1}至8.5 cm^{-1}范围内。光谱仪耦合到离轴主焦点望远镜;组合产生天空上由0 \fdg 7 FWHM光束定义的两个区域的差光谱，该光束由3 \fdg 6分开。在10个天空位置获得的单个差异显示出统计上显著的波动。假设高斯相关各向异性，对于3.1 cm^{-1}至9.2 cm^{-1}的谱带平均值，对于1 \fdg 2的相关角，可以找到$ΔT/T = 3.1^{+3.1}_{1.1}\times 10^{-5}$（90%置信区间）。这对应于$Q_{flat} = 35.9^{17.7}_{6.3} μK$（1σ）。
1996-11-27 astro-ph
Satellite design parameters for detecting coherence in the microwave sky
最近人们认识到，观测宇宙微波背景（CMB）中的涨落可以揭示关于早期扰动所表现出的相干程度的非常有趣的信息。这一事实应该允许足够详细的观察，以明确区分几个竞争的结构形成模型。我们研究了卫星解决一致性问题所需的任务参数。我们的研究结果强调了一个小的波束宽度的重要性，并支持PSI，消防和COBRAS/SAMBA卫星的建议的情况下（在分辨率的增加顺序）。第四项建议MAP的设计参数尚未公布。
1996-02-22 astro-ph
Combining maximum-entropy and the mexican hat wavelet to reconstruct the microwave sky
我们提出了一种最大熵方法（MEM）和“墨西哥帽”小波（MHW）联合分析，以恢复不同的组件的微波天空模拟观测欧空局普朗克卫星在一小块天空。这种结合的方法允许一个改进的CMB，Sunyaev-Zel'dovich和银河前景分离所实现的MEM技术单独。特别地，重建的CMB图没有任何亮点源污染。联合分析还产生在每个普朗克频率的点源目录，这是更完整和更准确的比通过每种方法本身获得的。结果特别是在高频率的红外星系占主导地位的点源的贡献。虽然这种联合技术已在模拟普朗克数据上进行，但它可以很容易地应用于其他多频CMB实验，例如即将推出的NASA MAP卫星或最近进行的Boomerang和MAXIMA实验。
2001-05-22 astro-ph
Are you sure that the anisotropies in the microwave background radiation are really cosmological rather than purely Galactic in origin?
本文对微波背景辐射各向异性下的银河系污染进行了新的计算。一方面，当考虑到分子云相对于银河系弥散星际介质背景的频率依赖性对比度时，由银河系尘埃产生的各向异性振幅相对于以前的计算有所增加，这与观测数据的量级相同。另一方面，如果我们考虑旋转尘埃辐射，例如，在微波范围内的各向异性的频率无关性可能会得到。这导致了一种可能性，即在某些特定但并非不可能的条件下，所有的微波背景辐射各向异性可能是由于银河系的前景，而不是宇宙学的起源。此外，微波背景辐射各向异性的典型角尺寸与附近分子云的角尺寸之间的可疑巧合使得这些各向异性纯粹起源于银河系的假设更加合理。也有人认为，在不同频率的结构之间的相关性，在不同频率的功率谱的比较和银河系纬度依赖的各向异性尚未证明有利于无论是宇宙学或银河系的起源。
1999-05-01 astro-ph
Harmonic analysis of cosmic microwave background data II: from ring-sets to the sky
尽管宇宙微波背景各向异性的物理学在傅立叶空间中最自然地表达，但在微波数据的分析和模拟中几乎总是使用像素化图。一个互补的方法在这里进行了研究，其中地图只用于可视化的数据，和温度各向异性和偏振只表示在其球形多极。这种方法有许多优点：没有信息损失（假设带限观测）;非对称波束轮廓的反卷积和仪器的时间响应自然包括在内;可以很容易地考虑相关噪声，消除了对额外的去噪的需要;还在同一框架中分析了偏振;并且直接获得天空的球形多极子及其误差的可靠估计，用于随后的分量分离和功率谱估计。这里导出了分析通过在圆上扫描来测量整个天空的实验所需的形式主义，特别强调了普朗克任务。在简单扫描策略的限制下，得到了一些分析结果。虽然在这里描述的技术可以在高分辨率下实现之前，有一些重要的计算障碍需要克服，但如果这些障碍可以克服，该方法应该可以从下一代全天空微波背景实验中获得更强大的回报。
2001-12-12 astro-ph
The Galactic dust as a foreground to Cosmic Microwave Background maps
我们目前获得的结果与PRONAOS球载实验星际尘埃。特别是，发现亚毫米/毫米光谱指数在小尺度（3.5'分辨率）上大致在1和2.5之间变化。这可能对宇宙微波背景图中的成分分离有影响。
2003-08-06 astro-ph
Correlations from Galactic foregrounds in the 1-year Wilkinson Microwave Anisotropy Probe WMAP data
本文研究了球谐多极域中一种特殊的关联，用于宇宙微波背景（CMB）分析。这组相关性Δl=4n，n= 1，2...是由银河系坐标系中的对称信号引起的。因此，针对这种相关性的估计有助于消除银河平面中的局部亮点源和CMB水平的强漫射分量。我们使用3个玩具模型来说明这些相关性的意义，并将此估计应用于一些衍生的CMB地图与前景残差。此外，我们表明，我们提出的估计显着阻尼银河前景所造成的相位相关性。这项调查提供了银河系前景所造成的模式相关性的理解，这是有用的为CMB的前景清理方法铺平了道路。
2005-06-21 astro-ph
Galactic Foregrounds in OVRO and UCSB South Pole 1994 Cosmic Microwave Background Anisotropy Data
我们研究银河系发射前景污染的OVRO和UCSB南极1994年宇宙微波背景（CMB）各向异性数据的交叉相关与模板的红外尘埃排放和新的高分辨率$H_α$数据。$H_α$数据提供了数据集中自由-自由排放水平的粗略上限。互相关分析并不矛盾的两个组件的前景排放的假设，与粉尘相关的两个组件是自由-自由排放和旋转粉尘排放。
2002-07-04 astro-ph
Using the DIRBE/IRAS All-Sky Reddening Map To Select Low-Reddening Windows Near the Galactic Plane
最近，Schlegel、Finkbeiner和Davis发表了一张基于COBE/DIRBE和IRAS/ISSA红外巡天的全天空红化图。利用Baade窗的红化图和19个低纬球状星团的样本，我发现DIRBE/IRAS红化图高估了低纬球状星团的$|b|<5°$，高估了$\sim 1.35$。我还证明了这个高分辨率的地图选择低变红的窗口附近的银河系平面的有用性。
1998-02-24 astro-ph
RMS Radio Source Contributions to the Microwave Sky
WMAP全天空K，Ka，Q，V和W波段图与1.4 GHz NVSS源计数图和HEAO I A2 2-10 keV全天空X射线通量图的互相关用于约束由于WMAP频率范围内未分辨的微波源引起的均方根波动。在Q波段（40.7 GHz），仅考虑与1.4 GHz射电源计数和X射线通量相关的波动的下限对应于1平方度立体角的均方根瑞利-金斯温度约为2微开尔文。在其他波段的相关波动与β = -2.1 +-0.4频谱一致。使用X射线通量和射电源计数的均方根波动，以及这两个量的互相关作为指导，上述下限导致Q波段均方根波动在1平方度内的合理估计为~ 5微开尔文。这个值与WMAP在Q波段观测到的过量的小角度尺度波动所暗示的值相似，并且与通过外推低频源计数所作的估计一致。
2007-08-30 astro-ph
WOMBAT & FORECAST: Making Realistic Maps of the Microwave Sky
面向波长的微波背景分析小组（WOMBAT）正在绘制微波地图，这将比以前的模拟更加真实。我们的前景模型代表了相当大的改进：在空间模板可用于给定前景的情况下，我们预测天空中每个地方该分量的通量和光谱指数，并估计不确定性。我们将制作包含模拟CMB各向异性与预期前景相结合的地图。模拟地图将作为WOMBAT挑战提供给社区，因此这些地图可以被不知道其输入值的科学家分析以提取宇宙学参数。这将测试前景减法、功率谱分析和参数估计技术的有效性，并帮助确定最需要进步的领域。这些地图也是FORECAST项目的一部分，该项目允许通过网络访问已知的前景地图，以规划CMB飞行任务。
1999-03-17 astro-ph
A Characteristic Scale on the Cosmic Microwave Sky
目前的一套结果从宇宙微波背景各向异性实验是履行承诺，提供非凡的水平之间的宇宙模型的歧视。我们计算了一个分箱的各向异性功率谱，我们制表，以及误差线和bin到bin的相关性，使它可以很容易地用于约束模型。所得到的功率谱在大角度处是平坦的，在0.5度左右逐渐上升到显著的峰值，然后下降。这正是受通货膨胀影响的绝热模型所预测的形状。在这类宇宙学中，这种印在CMB天空上的特征尺度可以用来推断宇宙的几何形状非常接近平坦。宇宙微波背景辐射的下一波结果应该会为关于宇宙是否曾经膨胀过的争论火上浇油，同时也会开始认真地测量宇宙学参数的任务。
2000-03-24 astro-ph
A New approach for a Galactic Synchrotron Polarized Emission Template in the Microwave Range
我们提出了一种新的方法，在微波范围内（20-100 GHz），这种辐射预计将发挥主导作用，污染的宇宙微波背景（CMB）数据的偏振银河同步辐射建模。我们的方法是基于实际调查，旨在提供真实的空间分布的偏振强度和偏振角。它的主要特点是偏振水平线的建模，以确定偏振强度和使用星光光学数据建模的偏振角模式。我们的结果与现有的几个数据是一致的，我们的模板几乎是免费的法拉第旋转效应所需的频率在宇宙学窗口。
2003-01-27 astro-ph
Neural networks and separation of Cosmic Microwave Background and astrophysical signals in sky maps
独立分量分析（ICA）算法实现为一个神经网络，用于分离天体物理天图中不同来源的信号。由于它的自组织能力，它的工作没有事先假设的信号，既不是对他们的频率缩放，也不是对信号映射本身;相反，它直接从输入数据学习如何分离物理成分，利用它们的统计独立性。为了测试这种方法的能力，我们应用ICA算法的天空补丁，从模拟和观测，在微波频率，这将是深入探讨在几年内对整个天空，由微波各向异性探测器（MAP）和{ \sc普朗克}测量卫星。这些地图是在{ \sc Planck}卫星上的低频仪器（LFI）的频率（30、44、70和100 GHz）上绘制的，并包含模拟的天体物理射电源、宇宙微波背景（CMB）辐射以及来自热尘埃和同步加速器的银河漫射辐射。我们表明，ICA算法是能够恢复每个信号，精度从10%的银河系组件的百分之CMB，无线电源几乎完全恢复到对应于$0.7σ_{CMB}$，其中$σ_{CMB}$是CMB波动的均方根水平的通量限制。恢复的信号在大于像素尺寸的所有尺度上具有相同的质量。此外，我们表明，输入信号的频率标度可以部分地从ICA输出推断，在占主导地位的组件，无线电源和CMB的百分比精度。
2000-06-21 astro-ph
Hemispherical power asymmetry in the three-year Wilkinson Microwave Anisotropy Probe sky maps
我们认为半球功率不对称的问题，在三年的WMAP数据，采用先前介绍的调制框架。计算频率论概率和贝叶斯证据，我们发现，模型consisting的各向同性CMB天空调制的偶极场，给出了一个更好的拟合观测比纯粹的各向同性模型，即使占较大的先验体积。对于ILC图，贝叶斯对数证据差异约为1.8，有利于调制模型，最大对数似然的原始改进为6.1。最佳拟合调制偶极子轴指向（l，b）=（225度，-27度），调制幅度为0.114，与第一年分析的结果非常一致。在各向同性宇宙中获得如此高的调制幅度的频率论概率约为1%。这些结果对数据集或天空切割不敏感。因此，功率不对称异常的统计证据是实质性的和稳健的，尽管对于目前可用的数据不是决定性的。通过更好的前景处理和全天空和高灵敏度偏振图来增加天空覆盖范围可能会进一步阐明这个问题。
2007-05-29 astro-ph
Simulations of the Microwave Sky and of its ``Observations''
下面是一份关于构建假毫米和亚毫米天空的初步报告，如COBRA/SAMBA任务等虚拟仪器所观察到的，使用理论建模和数据外推。我们的目标是创建尽可能真实的相关物理贡献的地图，这可能有助于检测到的信号。这种天体物理建模之后，通过给定的仪器配置模拟测量过程本身。这将能够精确确定特定实验配置可以实现和不可以实现的内容，并提供有关如何改进整体设计的反馈。这是确定在未来观测图中分离不同物理过程的程序的关键一步。请注意，该工具也将证明在准备和分析当前（\eg \气球携带）微波背景实验中是有用的。关键词：宇宙学--微波背景各向异性.
1994-10-03 astro-ph
Data Analysis for the Microwave Anisotropy Probe (MAP) Mission
我们提出了一个即将到来的微波各向异性探测器（MAP）任务的概述，重点放在这些方面的任务，简化了数据分析。回顾了从差温数据制作天空图的方法，并提出了从这些地图中预期的一些噪声特性。概述了我们计划使用的方法来挖掘从百万像素的天空地图的角功率谱关闭文件。
2000-11-29 astro-ph
Analysis of cosmic microwave background data on an incomplete sky
测量宇宙微波背景的角功率谱通常是基于对观测到的温度各向异性的球谐分析。然而，即使获得了全天空地图，由于其强微波辐射，银河系平面周围的区域也很可能不得不被移除。球谐函数在切割天空上不是正交的，但是可以从原始函数的线性组合构造正交基集。这种技术以前的实现，基于Gram-Schmidt正交化，被限制为l_max < 50的最大勒让德多极子，因为它们要求所有的模式在切割天空上有明显的支持，而对于大l_max，支持的模式的分数等于保留区域的分数面积。这个问题可以通过奇异值分解来解决，以消除支撑不良的基函数，尽管非宇宙学的双极和偶极模式的处理必然会变得更加复杂。另一个困难是由计算限制造成的--一般割的正交化需要O（l_max^6）运算和O（l_max^4）存储，因此目前对于l_max > 200是不切实际的。在恒定（银河系）纬度切割的特殊情况下，这些问题都被规避了，在这种情况下，存储需求为O（l_max），操作计数为O（l_max^4）。然而，不太清楚的是，在数据分析的哪个阶段最适合应用切割。由于卷积在不完整的球面上定义不清，因此在切割后不应进行波束反卷积，而且，如果全天空分量分离像模拟所示的那样成功，那么在功率谱估计之前，可能应该立即删除银河平面。
2001-11-06 astro-ph
First Year Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP) Observations: Galactic Signal Contamination from Sidelobe Pickup
由于银河系中心比宇宙微波背景（CMB）的波动亮1000倍，CMB实验必须仔细考虑杂散的银河系拾取。我们目前的污染水平，由于旁瓣的一年CMB地图制作的WMAP天文台。对于每个辐射计，全4 π sr天线增益模式的数值预测，地面和空间为基础的测量的组合确定。这些模式与WMAP第一年的天空图和天文台扫描模式卷积，以产生预期的旁瓣信号污染，强度和偏振微波天空图。在银河平面之外，我们发现K，Ka，Q，V和W波段的预期旁瓣拾取分别为15，2.1，2.0，0.3，0.5 uK。除K波段外，均方根极化污染<<1 μ K。角功率谱的银河皮卡。
2003-02-11 astro-ph
SPI observations of positron annihilation radiation from the 4th galactic quadrant: sky distribution
在轨道上的第一年，INTEGRAL天文台对银河中心区域进行了深度曝光，并对银河平面进行了扫描观测。我们报告的状态，我们分析的正电子湮没辐射从第四银河象限与光谱仪SPI，侧重于天空分布的511千电子伏线发射。的分析方法进行了说明，目前的限制和限制的银河系的凸起排放和凸起盘比。
2004-06-07 astro-ph
About the connection between the $C_{\ell}$ power spectrum of the Cosmic Microwave Background and the $Γ_{m}$ Fourier spectrum of rings on the sky
在这篇文章中，我们提出和研究的标度律的$mΓ_m$ CMB傅立叶频谱的环，它允许我们（一）结合光谱对应于不同的余纬度角（例如，在望远镜的焦平面上的几个检测器），和（二）恢复$C_l$功率谱一旦$Γ_m$系数已被测量。对于共滴定度$Θ> 80^\circ$，该回收率在低于1%水平的数值下进行。此外，利用平滑的$C_l$和$Γ_m$，我们提供的分析表达式，允许恢复一个频谱在1%的水平，另一个是已知的。
2003-04-08 astro-ph
Prescription for Cosmic Information Extraction from Multiple Sky Maps
本文提出了一个处方提取的信息包含在宇宙微波背景辐射从多个天空地图，也包含仪器噪声和前景污染。该公式适用于宇宙学参数估计，并考虑了宇宙微波背景提取方案的不确定性。该技术在低分辨率下是计算上可行的，并且可以被认为是对前景去除的“内部线性组合”方法的自然和显著的概括。一个重要的潜在应用是分析来自即将发射的普朗克卫星的多频温度和偏振数据。
2008-05-01 astro-ph
An All-Sky Analysis of Polarization in the Microwave Background
利用自旋加权函数的形式，我们给出了宇宙微波背景（CMB）极化的全天分析。线极化是一个二阶对称的无迹张量，它可以在球面上分解成自旋$\pm 2$球谐函数。这些是温度图中使用的球谐函数的模拟，并且服从相同的完备性和正交关系。我们发现，存在两个线性组合的自旋$\pm 2$多极矩具有相反的宇称，并可以用来充分表征的统计特性的极化在CMB。磁型宇称组合不接受标量模的贡献，也不与温度或电型宇称组合互相关，因此有四种不同的功率谱完全表征了CMB的统计特性。我们提出了他们的明确表达的标量和张量模式的视线积分解的形式和数值评估它们的一组代表性的模型。这些一般的解决方案不同于以前获得的表达式在小尺度限制的标量和张量模式。本文给出了一种生成和分析全天空温度和偏振图的方法，并讨论了各种功率谱及其方差的最优估计。
1997-03-02 astro-ph
Detection of Gravitational Lensing in the Cosmic Microwave Background
宇宙微波背景（CMB）的引力透镜是标准宇宙学模型的长期预测，最终有望成为宇宙学信息的重要来源，但迄今为止尚未实现首次探测。我们报告了3.4西格玛检测，通过应用二次估计技术从威尔金森微波各向异性探测器（WMAP）卫星的所有天空图，并将结果与NRAO VLA巡天（NVSS）的射电星系计数相关。我们提出了我们的方法，包括潜在污染物的详细讨论。我们的误差估计包括NVSS中密度梯度的系统不确定性，WMAP中的光束效应，银河微波前景，解决和未解决的CMB点源，和热Sunyaev Zeldovich效应。
2007-05-28 astro-ph
Spatial Variations of Galaxy Number Counts in the Sloan Digital Sky Survey. II. Test of Galactic Extinction in High Extinction Regions
利用斯隆数字巡天的五波段测光获得的银河系低纬度的星系数计数来检验银河系的消光。$E(B-V) < 0.15$低消光区星系数的空间变化与Schlegel，Finkbeiner，& Davis（1998）的全天红化图和标准消光定律一致。然而，对于$E(B-V) > 0.15$的高消光区，Schlegel等人的地图。（1998年）高估了红化的系数高达1.4，这可能是由于偏离了红化与尘埃红外发射率的比例。这一结果与Arce & Goodman（1999）对金牛座暗云复合体的分析一致。
2007-06-04 astro-ph
An Efficient Technique for making maps from Observations of the Cosmic Microwave Background Radiation
我们描述了一种新的技术，把扫描的微波天空强度地图。该技术基于傅立叶级数分析，并受到通常连续扫描天空的实验中使用的锁定反卷积的启发。我们在计算机生成的微波天空上测试该技术，并将其与基于线性代数的更标准的地图制作技术进行比较。我们发现，我们的技术比通常的技术快得多，此外，不受内存限制的问题。最后，我们证明了该技术的工作原理在真实的实验条件下，使用月球的观测。
1996-08-12 astro-ph
A method for extracting maximum resolution power spectra from microwave sky maps
本文提出了一种从微波天图中提取最大分辨率功率谱的方法，并将其应用于COBE两年的观测数据，得到了与标准n=1，Q=20微开尔文模型一致的功率谱。通过使用在银河系切割附近平滑下降的权重函数，发现与简单地使用银河系切割球谐函数相比，光谱分辨率Δl在l=15时可以增加一倍以上，在l=20时可以增加两倍以上。对于未来具有合理天空覆盖范围的高分辨率实验，CDM多普勒峰周围的分辨率将提高约100倍，降至Δl \approx 1，从而允许以高精度确定诸如峰位置的光谱特征。改进如此之大的原因基本上是在星系切割处具有尖锐边缘的函数在傅立叶域中表现出相当大的“振铃”，而光滑函数则没有。这里介绍的方法适用于任何测量几何、斩波策略和曝光模式。所谓的信号噪声特征函数技术被发现是一个特殊的情况下，相应的忽略窗口函数的宽度。
1996-07-25 astro-ph
Microwave anisotropies from the Galactic halo
模型中，银河系的大部分暗物质采取冷气体云的形式，这意味着有热微波辐射从银河系暗晕。因此，这种模型可以直接受到微波天空数据的限制，特别是目前正在进行的对微波各向异性的非常敏感的观测。为此，我们已经计算了预期的各向异性功率谱的银河系暗晕冷，致密的气体云，包括集群的影响与CDM类质谱的迷你晕子结构。功率谱显示两个峰值：一个峰值在l~50处，是小晕的泊松噪声，第二个峰值在更大和更高的l处，是单个云的泊松噪声。因为它出现在小的（毫角秒）角尺度上，仪器的灵敏度不可避免地非常差，后者的信号是不能直接检测到的。相比之下，冷气体云的集群可能有助于显着观察到的各向异性，如果他们的发射有灰体光谱。在这种情况下，在l~50处的峰值波动为4/|sin B|微K在瑞利-金斯极限，是占主导地位的银河前景之间的40和80千兆赫。如果MAP卫星的光谱与灰体一致，就有可能利用MAP卫星的低纬度数据来限制这一前景成分。如果频谱是“灰尘”，则在低于热峰值的频率处将存在相对较小的功率，并且在这种情况下，所预测的各向异性被示出为可忽略不计。
2003-02-11 astro-ph
Analysis of the apparent lack of power in the cosmic microwave background anisotropy at large angular scales
我们研究了WMAP数据在大角度尺度上明显缺乏功率。我们确认，虽然没有明显的缺乏权力在大角度尺度的全天空地图，最低的多极WMAP数据恰好有幅度和方向，相对于银河系平面，这是需要使大规模的权力在切天空地图令人惊讶的小。我们的分析表明，所观测到的CMB各向异性图的大尺度功率大部分来自银河平面周围的两个区域（约占天空的9%）。其中一个是银河系中心40度以内的冷点，另一个是口香糖星云附近的热点。如果目前的全天空图是正确的，在大角度尺度上没有明显的能量不足，l=2和l=3多极的排列仍然是全天空图中主要的有趣特征。如果全天空地图是不正确的，需要削减，那么显然缺乏权力仍然是神秘的。未来的任务，如普朗克，具有更宽的频率范围和更高的灵敏度，将允许更好地模拟银河系，并将进一步阐明这个问题。
2007-02-27 astro-ph
Component separation for Cosmic Microwave Background data: a blind approach based on spectral diversity
提出了一种基于球谐函数的宇宙微波背景全天空观测的盲多探测器多分量谱匹配方法。该方法允许在一组观测图上估计CMB数据中存在的各种分量的功率谱，它们在每个检测器中的贡献水平和噪声水平。该方法考虑了束流卷积的仪器效应。我们已经实现了所有的天空普朗克模拟包含五个组件和白噪声，包括光束平滑效应的方法。
2003-02-05 astro-ph
A Faraday Rotation Template for the Galactic Sky
利用一组河外射电源的测量数据，我们绘制了银河系磁场产生的法拉第旋转的全天图。为了生成地图，我们把射电源的位置作为一种“掩模”，并构造球谐模的组合，是正交的掩模天空。只要使用相对较小的多极子，所得到的地图对于源选择标准的变化是相当稳定的，并且清楚地显示了局部银河系磁场的结构。我们还建议使用这些地图作为模板CMB前景分析，说明了威尔金森微波各向异性探测器（WMAP）的数据和我们的地图之间的互相关分析的想法。我们发现一个显着的交叉相关性，表明存在显着的残留污染。
2005-06-28 astro-ph
Limits to Global Rotation and Shear From the COBE DMR 4-Year Sky Maps
均匀各向同性时空的微小偏离，在宇宙微波背景的大尺度各向异性中产生了可观测的特征。我们交叉相关的宇宙微波背景各向异性的地图从宇宙背景探测器（COBE）差分微波辐射计（DMR）4年的数据集与模板地图从Bianchi VII_h宇宙学模型，以限制全球旋转或剪切在早期宇宙。在最大的尺度上，时空可以用弗里德曼-罗伯逊-沃克度规来描述，对于0.1 <Ω_0 < 1的情况，每个空间点偏离各向同性的情况限于剪切σ/H_0 < 10^{-9}和旋转Ω/H_0 < 6 x 10^{-8}。
1997-01-15 astro-ph
